دانشمندان کيهانشناس براي ابعاد جهان هستي چه مدل هايي را در نظر مي گيرند؟
در ميان مردم هندوستان و چين ، ضرب المثلي وچود دارد که مي‌گويد ، دنيا فقط تا جايي است که بشر بتواند پاي پياده آن را درنوردد. به زبان ستاره شناسان ميتوان گفت که جهان ، فقط تا جايي است که تلسکوپهاي ما مي توانند آن را ببينند. جهان مشاهده شده ، بخشي از کل جهان است که هزاران ميليون پارسک در فضا ، و هزارن ميليون سال در زمان را در بر گرفته است. براي مشاهده ساختمان بزرگ مقياس ، محتوا و تکامل جهان از تجهيزات عظيم و روشهاي ماهرانه‌اي استفاده مي‌شود. تجسس در جهان با همه وسعتش هدف علم کيهان شناسي (Cosmo logy)است. نيل به ساختمان بزرگ مقياس جهان ، مي‌تواند از طريق تجربي (کيهان شناسي مشاهدهاي) ، يا عملي «مدلهاي کيهان شناسي|مدلهاي نظري جهان»انجام گيرد. روش تجربي ، بر داده‌هاي مشاهدهاي تکيه دارد و ساختمان واقعي جهان را در نظر قرار مي‌دهد. ليکن تجربه عملي با جهان در سطح وسيع تا اندازه زيادي محدود است. روش عقلي ، کليه ساختمانهاي ممکن براي جهان ، يعني مدلهاي کيهان‌شناختي را کاوش مي‌کند. ممکن بودن ، منطقي بودن را مي‌رساند ، يعني هيچ تناقضي با قوانين فيزيکي و داده‌هاي مشاهدهاي در آن يافت نشو. د. رياضيات تا حد زيادي استنتاجهاي منطقي را تسهيل مي کند و داده‌هاي مشاهدهاي ،عوامل راهگشايي براي مدلهاي نظري هستند. فقط يک جهان واقعي وجود دارد که ما تا تلسکوپهاي خود مشاهده مي‌کنيم و در جوار آن انبوهي از مدلهاي نظري وجود دارد. از آنجا که داده‌هاي مشاهدهاي قابل اطمينان در مورد جهان در ديد وسيع ، کمياب است به دشواري ميتوان يک مدل خاصي را با جهان واقعي تطابق داد. داده‌هاي مشاهدهاي با مکان ، شدت تابش ، طيف و قطبي بودن کهکشانها و بويژه با درخشانترين کهکشانها در خوشه‌ها سروکار دارد. تابندگي درخشانترين کهکشانها در خوشه‌هاي فني را ميتوان تا فواصل بسيار بزرگ ، اندازه گيري کرد. اگر اين کار را انجام دهيم خواهيم ديد که تابندگي آنها ، تقريبا مساوي است. از اين دو ويژگي ، براي خوشه‌هاي کهکشانها استفاده مي‌شود. يک خصيصه مشاهدهاي ديگر کهکشانهاي دور ، جابجايي خطوط طيفي آنها به سمت طول موجهاي آزمايشگاهي است. انتقال به قرمز خطوط طيفي ، در نتيجه گريز کهکشانها به وجود مي‌آيد. فضا در حضور ماده و ميدان ، انحنا مي‌‌يابد و تقريبا فضاي مسطح در نسبيت خاص ، فقط در يک حجم کوچک ، و نه در کل مسير باريکه نور از يک کهکشان دوردست ، مجاز است. براي درخشنده‌ترين کهکشانهاي خوشه‌ها ، يک رابطه تجربي بين دو کميت مشاهده شده m و z وجود دارد ، که نخستين بار توسط هابل کشف شد. m قدر ظاهر کهکشانها و z کميت بدون بعدي است که به صورت نسبت جابجايي خطوط طيفي حاصل از کهکشانها به طول موج آزمايشگاهي تعريف مي‌شود. چون m ، مقياسي براي فاصله است ، لذا رابطه تجربي کشف شده توسط هابل يک تناسب بين فاصله r يک خوشه کهکشاني و انتقال به قرمز (z) آن ، يا سرعت فرار کهکشانها در هر کجا از عالم هستي باشند را به دانشمندان و محققان نشان مي‌دهد. v=zc=H_0r اين رابطه ساده که بين فواصل خوشه‌هاي کهکشانها و سرعتهاي فرار آنها وجود دارد ، قانون هابل خوانده مي‌شود ، که در آن H_0 ثابت هابل خوانده مي‌شود که مقياسي ازانبساط جهان است. قانون هابل براي فواصلي که به حد کافي بزرگ باشند ، معتبر است. از اين رو ميتوان از اثرات محلي چشم پوشي کرد. ليکن فاصله را نمي‌توان تا جايي بزرگ کرد که تاثيرات نسبيتي ، قابل اغماض باشند. انحراف انتقال به قرمز‌هاي بسيار بزرگ از قانون ساده هابل ، اهميت زيادي دارد. زيرا انحرافات تعيين خواهند کرد که کدام‌يک از مدلهاي کيهان شناسي پيشنهادي ، بهترين مدل است. ثابت H_0 که در قانون هابل مشاهده مي‌شود ، به ثابت هابل معروف است ، که مقياس انبساط جهان را نشان مي‌دهد. عکس ثابت هابل ، داراي بعد زمان است و زمان هابل خوانده مي‌شود. چنانچه سرعت گريز در تمام مدت تکامل جهان ثابت بوده باشد ، زمان هابل بايد نشان دهنده عمر جهان باشد. لذا برايH_0=55Km\SMpc زمان هابل مساوي 18x10^9 سال است. اما در نتيجه گرانش خودي ، انبساط جهان داراي سرعت منفي است. اگر چنين باشد ثابت هابل در گذشته ، بزرگتر بوده و زمان هابل ، کوتاهتر از زماني است که از روي سرعت ثابت انبساط به دست آيد. بر اساس مدلهاي فريدمان و نظريه انفجار بزرگ ، انبساط جهان تقريبا10x109 سال پيش آغاز شده است.
لطفا منتظر باشید ...
